Helyosfer içindeki Madde

Yıldızlararası ortamdaki iyonlar helyosfer çevresinde sapma göstermelerine karşın, yüksüz yıldızlararası atomların büyük bir bölümü (çoğu hidrojen ve helyum olmak üzere) güneş sisteminin içerisine girebilmektedir. Helyosferdeki yaygın gazın yaklaşık %98 i (gezegen ve gezegen sistemleri ile kuyruklu yıldızlar hariç) yıldızlararası maddeyi oluşturur. Yıldızlararası ortamdan güneş sistemine akan madde yoğunluğu ile güneş rüzgârının yoğunluğu Jüpiter gezegenin yörüngesi civarında dengeye ulaşır.

Güneş sistemi içindeki ilk yıldızlararası maddenin keşfi 1960 larda bir uzay aracı ile yerkoronasını -bir gezegen atmosferinin en dışta bulunan ve yüksüz hidrojen atomlarından oluşan tabakası- incelenirken bulunmuştur. Uzay aracı dünyanın yerkoronası üzerinde Lyman-alfa morötesi radyasyonunu zayıf bir floerason parlaklığında gözlemiştir. Bir Lyman-alfa fotonu, yüksüz hidrojen atomundaki bir elektronun birinci enerji seviyesinden temel enerji seviyesine geçtiğinde yayınladığı enerji olarak bilinir. Yıldızlararası uzayda hidrojen atomlarının elektronları temel seviyede bulunduklarından oldukça soğukturlar. Bununla birlikte, yüksüz yıldızlararası atomlar güneş sisteminin içine doğru ve özellikle güneşe doğru hareket ettikçe, güneşten gelen radyasyonun etkisinden dolayı elektronlar ilk uyarılma enerji seviyesine çıkarlar. Bir elektron bu enerji seviyedeki duruş süresi tamamlandığında, temel enerji seviyesine geri dönerek bir Lyman-alfa fotonu yayınlar. Bu işlev gezegenler arasında gözlenen zayıf morötesi ışınımın kaynağıdır. Işınımın daha yeni bir gözlemsel kanıtı, SOHO uydusu üzerinde bulunan TRACE aletinin gezegenlerarası Lyman-alfa şiddet haritasının oluşturulmasıyla elde edilmiştir.

1960 larda yapılan bu keşiften beri, yıldızlararası maddenin birçok kanıtı güneş sistemi içinde elde edilmiştir. Astronomlar yıldızlararası ortamın güneşten birkaç A.B. içinde iyonize olduğunu bilmektedirler. İyonizasyonun bir kısmı güneş radyasyonunun foto-iyonizasyonundan, bir kısmı da güneş rüzgârının yük değişiminden kaynaklanmaktadır. Diğer yandan, helyum atomları güneş fotonları tarafından iyonize edilmeden önce güneşe 1 A.B. uzaklığına kadar yaklaşabilirler. Bazı yüksüz helyum atomları güneşin iyonizasyonundan kaçabilmelerine karşın, güneşin çekim alanına girerek güneş etrafında konik bir yapı içerisinde toplanır. Dünya her kasım ayının sonunda bu koninin içerisinden geçer (Şekil 4). Yıldızlararası atomlar iyonize olduğundan, güneş rüzgârı plazması bu atomları toplayarak helyosferin sonlandırma şokuna iter. Yakalanan iyonlar, güneş rüzgârı ile yıldızlararası ortamın yüksüz atomlarının birbirleriyle etkileşmesi sonucunda üretildiğinden ölçümleri yıldızlararası ortamın kompozisyonu hakkındaki ip uçlarını verir. Toplanan helyum iyonları ilk kez Eberhard Möbius liderliğindeki bir grup tarafından dünya yakınlarında keşfedilmiştir. Daha yeni keşifler, iç güneş sisteminde bulunan Ulysses uzay aracındaki SWICS aygıtı kullanılarak gerçekleştirilmiştir. SWICS aygıtı toplanan iyon popülasyonunun içinde nitrojen, neon, oksijen, helyum ve neon izotoplarını tespit etmiştir. Bu elementlerin her biri yıldızlararası gazda kısmen yüksüz halde bulunduğundan helyosfere kolaylıkla girebilir. Yakındaki yıldızlararası gazın iyon bolluğu ile toplanan iyon bolluklarının karşılaştırılmasından, güneş sistemi içinde bulunan yıldızlararası gazın orijinal iyonizasyon seviyeleri hakkında ip uçları elde edilebilir.

Toplanan iyonlar sonlandırma şokuna ulaştıklarında, kozmik ışın enerjilerine ivmelenerek anormal kozmik ışın popülasyonu olarak bilinen bir bileşeni oluştururlar. Bu anormal popülasyonun galaktik kozmik ışın spektrumunun düşük enerji bölgesinde oluştuğu görülür. Bu parçacıkların "anormal" olarak isimlendirilmelerinin nedeni, enerjilerinin helyosfere girecek kadar büyük olmamasındadır. Bu da onların güneş sistemi içinde oluştuğunu gösterir. Helyosferden geri dönen anormal kozmik ışınlar iç güneş sistemine doğru ilerler. Bu esnada bazı kozmik ışınlar dünyanın manyetosferi tarafından yakalanabilir. Başka bir ifade ile, bu parçacıklar helyosfer içinde ileri geri hareketlerde bulunurlar: Parçacıklar güneş sistemi içerisine yıldızlararası nötral atomlar olarak taşınır. Toplanmış iyonlar sonlandırma şokunun ötesine atılır ve iç güneş sistemi içersine anormal kozmik ışınlar olarak geri dönerler

Atomik parçalar dış uzaydan güneş sistemi içine gelen yegâne ziyaretçiler değillerdir. Eberhard Gruen liderliğindeki bir grup Ulysses ve Galiloe uydularında bulunan toz dedektörleriyle 0.2 - 6 mikrometre boyutlarında "büyük" toz tanelerini helyosfer içinde keşfetmişlerdir. Bu toz tanecikleri Yerel Yıldızlararası Rüzgârın doğrultusunda ve hızında hareket etmektedir. Büyük toz taneciklerinin güneş aktivite çeviriminden ve güneş rüzgârından etkilenmeyen yörüngelerinin olmasıyla beraber, yıldızlararası helyum atomlarının güneş çevresinde oluşturdukları koniğe benzer bir yapılaşmaları da vardır. Dünya her kasım ayının sonlarında toz parçacıklarının oluşturduğu koniğin içinden geçmektedir (Şekil 6). Orta boyutlardaki toz parçacıkları güneş rüzgârının -güneş çeviriminin 11 yıllık evresinde- manyetik polaritedeki değişiminden dolayı hem tutulum düzleminde hem de bu düzlemin dışında bulunabilmektedir.

Alıntıdır